Содержание к диссертации
Введение
1 Изотропные высыпания энергичных частиц (Обзор) 17
1.1 Движение и питч-угловое рассеяние энергичных частиц в магнитосфере Земли 17
1.2 Высыпания энергичных частиц, изотропные границы 27
1.3 Конфигурация дневной магнитосферы и высыпания энергичных частиц в дневной области 33
1.4 Особенности высыпаний энергичных частиц во время СКЛ 39
1.5 Постановка задачи 43
2 Исследование природы дневных изотропных границ энергичных протонов 46
2.1 Численные расчеты областей рассеяния энергичных протонов по магнитосферным моделям 46
2.2 Спутниковые данные 57
2.3 Статистический анализ изотропных границ энергичных протонов и определение формы изотропной границы 62
2.4 Результаты 69
3 Исследование изотропных границ во время солнечных электронных событий 71
3.1 Численные расчеты областей рассеяния энергичных электронов. 71
3.2 Солнечное электронное событие в сентябре 1979 года 75
3.3 Солнечное электронное событие в октябре 2003 года 86
3.4 Результаты 101
4 Применение изотропных границ для диагностики магнитосферы 102
4.1 Сравнение Ь2і границ и изотропной границы 30 кэВ протонов 103
4.2 Сравнение Ь2і и магнитного поля на геостационарной орбите 112
4.3 Об использовании МТ-индекса для оценки магнитного поля в долях хвоста магнитосферы 118
Заключение 126
Литература 129
- Конфигурация дневной магнитосферы и высыпания энергичных частиц в дневной области
- Численные расчеты областей рассеяния энергичных протонов по магнитосферным моделям
- Солнечное электронное событие в сентябре 1979 года
- Об использовании МТ-индекса для оценки магнитного поля в долях хвоста магнитосферы
Введение к работе
Общая характеристика работы
Настоящая диссертация посвящена развитию метода дистанционного зондирования магнитосферы по наблюдениям изотропных высыпаний энергичных частиц (с энергиями десятки-сотни кэВ) на низковысотных полярных спутниках. В работе проведен анализ спутниковых наблюдений и сравнение с расчетами областей нарушения адиабатичности в магнитосферных моделях, которые показали, что как в ночной, так и в дневной магнитосфере, основным механизмом формирования протяженных бесструктурных изотропных высыпаний энергичных частиц (как протонов, так и электронов) является неадиабатическое питч-угловое рассеяние частиц в областях слабого магнитного поля с большой кривизной силовых линий. Подтверждено, что положение границы области изотропных высыпаний контролируется магнитосферной конфигурацией и может быть использовано для дистанционного зондирования магнитосферы.
Актуальность проблемы. Исследование структуры крупномасштабного магнитосферного поля имеет фундаментальное значение для солнечно-земной физики, поскольку магнитное поле контролирует движение энергичных частиц, динамику и распределение горячей плазмы, а также определяет целый комплекс явлений в ионосфере (высыпания частиц, электрические токи, уровень ионизации). Основная трудность такого исследования заключается в том, что магнитное поле испытывает достаточно сложные и быстрые динамические изменения, при этом существующие магнитосферные модели позволяют хорошо описывать лишь среднее состояние магнитосферы и не определяют особенностей конфигурации в конкретный момент времени.
Для повседневного наблюдения за процессами в магнитосфере и их систематического изучения перспективны измерения на малых высотах, т.к.
в отличие от спутников с высоким апогеем, полярные спутники относительно дешевы, многочисленны, имеют короткий орбитальный период и позволяют получать данные регулярно. Применение методов, основанных на особенностях вторжения авроральной плазмы, дает возможность определить мгновенное положение границ магнитосферных областей по высыпающимся потокам низкоэнергичных частиц [Newell and Meng, 1993; Roeder and Lyons, 1992]. Однако такое отождествление не всегда однозначно, поскольку распределение низкоэнергичных частиц зависит от многих факторов, включая интенсивность и пространственную структуру конвекции, ускорения продольным электрическим полем и т.д. Поэтому, одной из актуальных задач магнитосферной физики остается развитие новых методов контроля изменений магнитосферы, которые определяются именно магнитным полем, и которые позволили бы использовать данные измерений энергичных частиц на полярных спутниках для количественного исследования динамических процессов и определения крупномасштабной магнитосферной конфигурации.
Одним из таких перспективных методов является метод изотропных границ [Sergeev et al., 1992; Sergeev and Gvozdevsky, 1995], который основан на особенностях наблюдаемого питч-углового распределения энергичных частиц. Изотропная граница, определяемая на низких высотах как экваториальная граница области с изотропным питч-угловым распределением потоков частиц в конусе потерь, в ночной магнитосфере характеризует границу раздела между адиабатическим и хаотическим движением частиц. В работах [Сергеев, Мальков, 1988; Sergeev et al., 1992] было показано, что основным механизмом, формирующим изотропные высыпания энергичных протонов на ночной стороне магнитосферы, является неадиабатическое питч-угловое рассеяние частиц при пересечении экваториального токового слоя и был предложен метод дистанционной диагностики магнитной конфигурации ночной магнитосферы. На основе этого метода был предложен новый индекс магнитосферной активности -
МТ-индекс, который определяется по широте изотропной границы 80 кэВ протонов на полуночном меридиане [Sergeev and Gvozdevsky, 1995]. Было показано, что МТ-индекс хорошо коррелирует с магнитным наклонением на геостационарной орбите (6.6 радиусов Земли) и характеризует степень вытянутости силовых линий в хвосте магнитосферы. В работе [Dubyagin et al., 2002] были предложены методы для определения распределения давления и плотности тока в плазменном слое, также использующие низковысотные спутниковые наблюдения изотропных высыпаний в ночной магнитосфере.
Для развития метода изотропных границ ряд вопросов требует дополнительного исследования. К ним относится изучение свойств изотропных высыпаний энергичных протонов, которые, аналогично ночным высыпаниям, наблюдаются и в дневной магнитосфере [Hauge and Soraas, 1975; Lyons et al. 1994; Roeder and Lyons, 1992; Lundblad et al., 1979], однако их механизм формирования не был установлен. Для расширения возможностей диагностики необходимо привлекать данные других спутников, а также подтвердить количественную связь МТ-индекса с магнитным полем на геостационарной орбите.
Целью работы является исследование важных, но ранее слабо изученных вопросов, касающихся формирования изотропных высыпаний энергичных частиц в магнитосфере Земли и использования изотропных границ для развития методов дистанционного зондирования магнитосферной конфигурации
В связи с этим ставились следующие задачи: . Исследование природы дневных изотропных высыпаний энергичных
протонов. . Исследование изотропных высыпаний энергичных электронов, в т.ч. во время интенсивных солнечных электронных событий.
. Изучение взаимосвязи изотропной границы 30 кэВ протонов и границы Ь2і (максимум потока энергии высыпающихся авроральных протонов) -для использования последней вместо изотропной границы.
. Исследование связи положения изотропных границ с магнитным полем на геостационарной орбите и в долях хвоста магнитосферы.
Научная новизна
Впервые проведен количественный анализ спутниковых наблюдений изотропных высыпаний энергичных протонов в дневной части аврорального овала и расчет потенциальных областей их рассеяния в магнитосферных моделях, которые показали, что основным механизмом формирования дневных изотропных высыпаний энергичных протонов является неадиабатическое питч-угловое рассеяние в областях слабого магнитного поля вблизи каспа и в экваториальной области пограничного слоя.
Впервые проведено систематическое исследование положения магнитосферных границ во время интенсивных солнечных электронных событий, показана взаимосвязь электронной изотропной границы и границы плато солнечных электронов.
Впервые показано, что Ь2і граница соответствует изотропной границе 30 кэВ протонов, и ее положение хорошо коррелирует с магнитным наклонением в ночном секторе (17-05 часов MLT) геостационарной орбиты, что позволяет использовать обширный банк спутниковых данных о границах Ь2і для исследования и диагностики магнитосферной конфигурации.
Основные результаты работы:
Исследованы возможные области питч-углового рассеяния и изотропные высыпания энергичных протонов в дневной области магнитосферы. Согласие рассчитанных и наблюдаемых размеров изотропной зоны, ее смещений с ростом активности и пространственно-энергетической дисперсии изотропной границы, позволили сделать вывод, что дневные изотропные высыпания энергичных протонов, как и в ночной магнитосфере, формируются за счет неадиабатического питч-углового рассеяния частиц в областях слабого магнитного поля с большой кривизной силовых линий.
Изучены изотропные высыпания энергичных электронов, показано, что во время интенсивных солнечных событий солнечные электроны быстро проникают в область замкнутых силовых линий плазменного слоя, по крайней мере, вплоть до электронной изотропной границы. Сделан вывод, что однородные изотропные высыпания как солнечных, так и магнитосферных энергичных электронов формируются в результате их неадиабатического питч-углового рассеяния в токовом слое хвоста магнитосферы.
Сравнение одновременных измерений полярных спутников DMSP и NOAA показало, что протонная граница Ь2і, определяемая по широте максимума потока энергии высыпающихся авроральных протонов, соответствует изотропной границе 30 кэВ протонов и, наряду с последней, может использоваться для диагностики магнитосферной конфигурации.
Сравнение одновременных измерений магнитного поля в долях хвоста магнитосферы на расстоянии 15-30 Re и положения изотропных границ энергичных частиц на низких высотах показало их связь, однако эта связь слабее, чем на геостационарной орбите. Сделан вывод, что положение
изотропных границ контролируется магнитным полем в ночной части внутренней магнитосферы.
Практическая ценность. Полученные результаты могут быть использованы для исследования и диагностики состояний магнитосферы Земли, при построении новых и коррекции существующих магнитосферных моделей.
Личный вклад автора. Автор принимала участие в постановке задачи, отборе и обработке экспериментального материала, расчетах по моделям магнитного поля и анализе результатов. Все изложенные в диссертации результаты получены автором самостоятельно или на равных правах с соавторами.
Апробация работы. Результаты исследований, представленные в работе, докладывались на международных конференциях: XVIII ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Россия, Апатиты, 1995); "Polar cap boundary phenomena", (NATO-conference, Spitsbergen, 1997); 8th Scientific Assembly of IAGA (Uppsala, Sweden, 1997); AGU Chapman Conference on Physics and Modelling of the Inner Magnetosphere (Helsinki, Finland, 2003); "Problems of Geocosmos" (Санкт-Петербург, 2004); "Solar Extreme Events of 2003: Fundamental Science and Applied Aspects" (Москва, 2004); XXVII ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Россия, Апатиты, 2005).
Публикации. По теме диссертации опубликованы три статьи в рецензируемых научных изданиях, одна статья и тезисы в сборниках трудов научных конференций.
Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы из 83 наименований, содержит 136 страниц машинописного текста, включая 37 рисунков и 5 таблиц.
Содержание работы.
Во введении обоснована актуальность и перспективность темы исследования, сформулированы цель работы, основные положения, выносимые на защиту, отмечены научная новизна и практическая ценность работы, кратко изложено содержание работы.
В первой главе представлен обзор литературы. В разделе 1.1 кратко суммированы результаты аналитических и численных расчетов условий, при которых нарушается адиабатическое приближение. Наиболее важным является условие сохранения магнитного момента, поскольку его нарушение означает питч-угловое рассеяние и приводит к высыпаниям частиц в ионосферу. Численные расчеты питч-углового рассеяния показали, что амплитуда рассеяния зависит от отношения Rc/p (где Re — радиус кривизны силовой линии, р - гирорадиус частицы), и при условии R^/p < 8 питч-угол частицы за одно пересечение токового слоя достигает размера конуса потерь. Граница областей, где нарушается адиабатический характер движения частиц, зависит от конфигурации магнитного поля, а также от вида и энергии частиц.
В разделе 1.2 показано, что характерной особенностью, наблюдаемой низковысотными полярными спутниками в авроральной области, являются протяженные бесструктурные изотропные высыпания энергичных частиц и приведены известные сведения об их свойствах в ночной области магнитосферы. Изотропная граница определяется в ионосфере как экваториальная граница области высыпаний с изотропным питч-угловым распределением потоков частиц в конусе потерь. Ранее было показано, что основным механизмом формирования изотропных высыпаний энергичных протонов в ночной магнитосфере является неадиабатическое питч-угловое рассеяние частиц в экваториальном токовом слое, поэтому изотропная граница может характеризовать границу раздела между адиабатическим и хаотическим движением частиц. На этой основе был предложен метод дистанционной диагностики магнитной конфигурации ночной
магнитосферы, а также новый индекс магнитосферной активности - МТ-индекс, который характеризует степень вытянутости силовых линий в хвосте магнитосферы.
Аналогичные изотропные высыпания энергичных протонов наблюдаются и в дневной области магнитосферы, однако их свойства мало изучены и механизм формирования не был установлен; изучение данного вопроса является одной из задач данной диссертации. Трудность такого исследования заключается в сложной конфигурации магнитного поля в дневной области, поэтому в разделе 1.3 дано краткое описание топологических и морфологических характеристик областей высыпаний частиц в дневной магнитосфере. Также рассмотрены возможные механизмы формирования дневных изотропных высыпаний энергичных протонов, а именно - рассеяние частиц в слабом магнитном поле и взаимодействие частиц с плазменной турбулентностью; обсуждены ожидаемые характеристики областей изотропных высыпаний. Определение механизма рассеяния энергичных частиц может дать полезную информацию о структуре околокаспенной области и получить способ диагностики дневной магнитосферы.
В разделе 1.4 показано, что в отличие от протонных высыпаний, изотропные высыпания электронов наблюдаются реже и их свойства слабо изучены; исследование их характеристик является одной из задач настоящей работы. Рассеяние энергичных электронов возможно в областях слабого магнитного поля (с величиной порядка единиц нТ) и в дальних областях магнитосферы, где в обычных условия потоки энергичных электронов достаточно малы, поэтому представляется особо интересным изучить свойства электронных изотропных высыпаний в ситуациях, когда магнитосфера заполнена солнечными электронами (события СКЛ). Во время солнечных электронных событий полярные спутники регистрируют интенсивные, сохраняющиеся на одном уровне (типа плато) потоки энергичных электронов по всей области полярной шапки, с резкой
экваториальной границей. Представлен краткий обзор работ, показано, что отождествление границы плато солнечных электронов с границей открытых-замкнутых силовых линий не всегда верно, поскольку существуют экспериментальные доказательства того, что солнечные электроны могут глубоко проникать в плазменный слой, сохраняя свою интенсивность. Сделано предположение, что возможным механизмом, формирующим резкую границу плато внутри замкнутых силовых линий, может быть неадиабатическое рассеяние солнечных частиц в токовом слое хвоста. В конце первой главы, в разделе 1.5 сформулированы основные задачи и методы их решения.
Вторая глава посвящена изучению характеристик изотропных высыпаний энергичных протонов в дневной области магнитосферы. В качестве возможного механизма формирования изотропных высыпаний исследуется неадиабатическое питч-угловое рассеяние частиц в областях слабого магнитного поля с большой кривизной силовых линий. В разделе 2.1 проведены численные расчеты областей рассеяния по магнитосферным моделям Цыганенко (Т89, Т96). Показано, что в дневной магнитосфере существуют две потенциальные области, где выполняется условие рассеяния (Rc/p < 8) для протонов с энергией <100 кэВ: в области минимального поля вблизи каспа и в экваториальной области пограничного слоя около магнитопаузы. В области вблизи каспа неадиабатическое рассеяние протонов может происходить на расстоянии 9-11 радиусов Земли и создавать изотропные высыпания протонов в ионосферу с 11 до 13 часов MLT. Рассеяние в экваториальной области вблизи магнитопаузы создает изотропные высыпания протонов, примыкающие к области, создаваемой рассеянием в каспе. Также показано, что широта границы областей нарушения адиабатичности зависит от энергии частиц и уровня активности.
Для изучения глобальной конфигурации изотропных высыпаний энергичных частиц создана база данных изотропных границ по наблюдениям низковысотных полярных спутников серии NOAA (более 30 тысяч
пересечений аврорального овала). В разделе 2.2 показано, что протяженные бесструктурные изотропные высыпания энергичных протонов постоянно регистрируются на всех часах местного времени и формируют в проекции на ионосферу зону изотропных высыпаний овальной формы. Особенностью таких высыпаний во всех секторах (включая дневные часы MLT) является резкая экваториальная граница, которая расположена на замкнутых силовых линиях. Размер изотропной зоны на полуденном меридиане составляет ~ 2 широты и дисперсия по энергиям в дневной части аврорального овала соответствует результатам модельных расчетов. В разделе 2.3 проведен статистический анализ экспериментальных данных и изучена зависимость формы и положения изотропных границы 30 кэВ протонов от параметров солнечного ветра и индексов активности. Показано, что наиболее сильное влияние на положение изотропной границы оказывает В2-компонента ММП и АЕ - индекс, с увеличением уровня активности линия симметрии относительно полуденного меридиана смещается примерно на 1 час в утренние часы и широта границы смещается к экватору (в среднем, с 76 до 73). Также показано, что в отличие от протонных высыпаний, вероятность наблюдения изотропных границ энергичных электронов около полуночи (21-03 часа MLT) составляет более 50%, а вне этого сектора она очень низкая (<5%).
В третьей главе, в разделе 3.1 изучена глобальная конфигурация областей неадиабатического питч-углового рассеяния энергичных протонов и электронов в магнитосфере Земли. Модельные расчеты предсказывают существование областей рассеяния энергичных частиц на всех часах местного времени (за исключением узкого сектора 10-14 часов для энергичных электронов). Показано, что изотропные границы электронов находятся всегда на более высокой широте, чем границы протонов, но ниже по широте, чем последняя замкнутая силовая линия. Сравнение положений последней замкнутой дрейфовой оболочки и электронной изотропной границей по моделям магнитного поля позволило объяснить еще одну
особенность спутниковых наблюдений, полученную в разделе 2.3. Условия рассеяния энергичных электронов выполняются внутри внешнего радиационного пояса только в узком секторе вблизи полуночи (21- 03 MLT), поэтому вне этой области (из-за отсутствия источника энергичных электронов) вероятность наблюдения изотропных высыпаний магнитосферных электронов резко уменьшается. Поскольку модели предсказывают область неадиабатического рассеяния электронов в тех областях, где в обычных условиях потоки энергичных электронов малы, то для развития методов диагностики областей дальней магнитосферы важным является изучение редких событий СКЛ, когда солнечные частицы могут использоваться как трассеры магнитосферной конфигурации. Поэтому в разделах 3.2 и 3.3 исследованы особенности изотропных высыпаний энергичных частиц по данным низковысотных спутников во время солнечных электронных событий (сентябрь 1979 г. и октябрь 2003 г.). На основе анализа спутниковых данных во всех секторах местного времени показано, что граница плато солнечных электронов наблюдается на замкнутых силовых линиях плазменного слоя, экваториальнее границы полярной шапки и внутри области изотропных высыпаний энергичных протонов. Также получено, что на границе плато наблюдается переход от изотропного к анизотропному питч-угловому распределению. Сравнение расчетов областей рассеяния энергичных электронов с экспериментальными данными показало, что зависимость широты границы плато солнечных электронов от местного времени и широтные различия с изотропной границей протонов и границей открытых-замкнутых силовых линий соответствуют модельным расчетам, основанным на механизме неадиабатического питч-углового рассеяния энергичных электронов в экваториальном токовом слое (раздел 3.1).
В разделе 3.3 изучено солнечное электронное событие 26 октября 2003 года. После резкого увеличения потоков энергичных электронов в солнечном ветре около 18 часов UT, в полярных областях наблюдалась северо-южная
асимметрия в интенсивности потоков электронов, позволившая точно идентифицировать границу открытых-замкнутых силовых линий. На основе сравнения одновременных измерений на низких высотах несколькими спутниками NOAA показано, что уже через полчаса после начала события потоки солнечных электронов наблюдались внутри замкнутых силовых линий. Полученные результаты показывают, что во время интенсивных солнечных событий, солнечные электроны быстро проникают в область замкнутых силовых линий плазменного слоя, по крайней мере, вплоть до электронной изотропной границы. В целом сделан вывод, что граница плато солнечных электронов соответствует изотропной границе и что однородные изотропные высыпания как солнечных, так и магнитосферных электронов, формируются в результате неадиабатического питч-углового рассеяния энергичных электронов в токовом слое хвоста магнитосферы.
В четвертой главе исследована возможность применения изотропных границ энергичных частиц для развития методов дистанционного зондирования магнитосферы. Для расширения возможностей диагностики и привлечения данных других спутников, в разделе 4.1 сравниваются одновременные измерения полярных спутников DMSP и NOAA (в пределах 5 минут UT и 0.5 часа MLT, за период с марта 1986 по апрель 1987 года). Показано, что граница Ь2і, определяемая по широте максимального потока энергии высыпающихся авроральных протонов и измеренная на спутниках серии DMSP, соответствует изотропной границе 30 кэВ протонов, одновременно измеренной спутником NOAA. Сделан вывод, что Ь2і граница, наряду с изотропной границей, может, использоваться для диагностики магнитосферной конфигурации.
Ранее была показана корреляция положения изотропной границы и магнитного поля на геостационарной орбите, также был предложен новый индекс магнитосферной активности - МТ-индекс, который характеризует степень вытянутости силовых линий в хвосте магнитосферы и определяется
по положению изотропной границы, измеренной на низкой высоте (LatiB, MLTIB) по формуле: MT=LatiB-4.31-[l-cos[7t/12(MLTjB-23.1)]]
В целях использования изотропных границ для диагностики магнитосферы, необходимо подтвердить количественную связь МТ-индекса с магнитным полем на геостационарной орбите на большем объеме данных и определить сектор местного времени, где такая связь наблюдается. Для этого в разделе 4.2 проведен статистический анализ связи значений МТ-индекса (по данным Ь2і границ, определенных по спутникам DMSP) с магнитным полем на геостационарных спутниках GOES (1986-1988 гг.). Полученные результаты подтвердили тесную связь МТ-индекса с величиной магнитного поля, лучшая корреляция получена для 17-05 часов местного времени геостационарной орбиты, сделан вывод, что широта изотропной границы реально определяется значениями магнитного поля на экваторе только в ночной области магнитосферы. По экспериментальным данным наблюдается сдвиг линии симметрии магнитного поля относительно полуночного меридиана к вечеру на 1 час, который увеличивается с повышением уровня активности, аналогичная асимметрия также наблюдается и в дневной магнитосфере (раздел 2.2).
Также представляется важным установить, какую часть токового слоя хвоста магнитосферы реально можно диагностировать с помощью изотропных границ энергичных частиц. В разделе 4.3 изучена возможность оценки величины магнитного поля в долях хвоста магнитосферы с помощью МТ-индекса. Для этой цели сравнивались измерения магнитного поля в долях хвоста на расстоянии 15-30 Re (данные спутника Geotail) с одновременными измерениями изотропных границ энергичных частиц на низковысотных спутниках NOAA (за 1996-1997 гг.). Показано, что такая связь существует (R=0.65), однако эта связь слабее, чем на геостационарной орбите (R=0.84). Сделан вывод, что положение изотропной границы контролируется магнитным полем в ночной внутренней магнитосфере, в окрестности геостационарной орбиты.
В Заключении сформулированы основные результаты работы.
Конфигурация дневной магнитосферы и высыпания энергичных частиц в дневной области
Питч-угловое рассеяние частиц в токовом слое при условии Rc/p l изучалось в работе [Delcourt et. аі., 1994], в которой была предложена модель центробежного импульса, описывающего действие центробежной силы на временах порядка одного гиропериода (At x). Была получена аналитическая формула для определения магнитного момента до пересечения токового слоя (i0) и после (jif): где к«= Rcsina/pcos а - параметр, контролирующий рассеяние частиц и учитывающий зависимость от энергии, массы и питч-угла а частиц. Показано, что при ка 7г/2 - режим движения характеризуется сильным питч-угловым рассеянием со значительной долей частиц цг О, т.е. формированием высыпаний в конус потерь.
Были также проведены исследования устойчивости движения захваченных частиц в дипольном поле, показавшие, что и в этой области для выполнения условия адиабатичности достаточно %=p/Rc 0.1 (Rc/p O), при Х 0.1 (Rc/p 10) появляются заметные необратимые изменения магнитного момента, и движение частиц становится неадиабатическим [Ильин, Ильина, 1978; Ильин и др., 1986]. Показано, что неадиабатическое поведение частиц с энергиями (1-100 МэВ) вызывается в основном взаимодействием нелинейных резонансов между колебаниями частицы по разным степеням свободы, в первую очередь между ларморовским вращением и высшими гармониками продольных колебаний.
Для нашей работы интерес представляет изучение особенностей движения энергичных частиц ( 100 кэВ) именно в широкой зоне перехода от сильного дипольного поля к токовому слою (иногда называемой зоной авроральной радиации или зоной квазизахвата [Лазутин, 1979]). На основе численных расчетов по магнитосферной модели Цыганенко (Т89) в работе [Anderson et аі., 1997] исследовались траектории движения протонов при пересечении экваториального токового слоя на ночной стороне магнитосферы. Были построены границы адиабатических траекторий протонов и изучена их зависимость от амплитуды питч-углового рассеяния (5=Дц/д), питч-угла а частиц, а также от энергии и уровня активности (Кр=1, Кр=6). Показано, что переход к неадиабатическому движению около полуночного меридиана начинается для протонов с энергией 1 кэВ на расстоянии 11 Re и для 1 МэВ протонов на расстоянии 6 Re (при Кр=1). В работе [Кузнецов, Рыбаков, 2003] было изучено движение энергичных частиц на внешних замкнутых дрейфовых оболочках при нарушении адиабатичности. Для этой цели использовался метод центральной траектории (ЦТ) и на основе численных расчетов по модели Цыганенко (Т89) получена зависимость параметра адиабатичности Rc/p от широты и местного времени. Описанный метод ЦТ, в строгом смысле, применим лишь в тех областях магнитосферы, где магнитное поле близко к диполю.
Новый шаг в численном моделировании был сделан в недавней работе [Young et. al., 2002], где построена новая модель изменения р., которая зависит от параметров, используемых в предыдущих моделях (Rc/p, питч-угла а и гирофазы \/ частицы), так и от новых параметров, таких как вторые производные радиуса кривизны и величины поля вдоль силовой линии около экватора. Расчеты проводились с помощью моделей Цыганенко (Т89, Т96) и показано, что в зоне перехода (от диполя к токовому слою) новая модель лучше описывает изменения магнитного момента, чем предыдущие [Birmingham, 1984; Delcourt et. al., 1994] и хорошо соответствует численным расчетам. Однако, для ее применения, необходим расчет половины траектории до токового слоя и информация о питч-угле и гирофазе частицы.
Представленные выше работы, основанные на аналитических и численных расчетах траекторий движения частиц, предсказывают, что в регулярном магнитосферном поле существуют области слабого магнитного поля с большой кривизной силовых линий, где может нарушаться адиабатическое приближение. На ночной стороне магнитосферы положение границы такой области зависит от конкретной конфигурации магнитного поля, а также от вида и энергии частиц. При пересечении токового слоя в пределах такой области, происходит изменение магнитного момента, что означает питч-угловое рассеяние частиц в конус потерь и приводит к высыпаниям частиц в ионосферу. Возникает вопрос, каким образом сравнивать результаты численного моделирования со спутниковыми наблюдениями? Как было показано выше, для оценки нарушения адиабатического характера движения частиц, необходима информация как о частицах (энергия, питч-угол и гирофаза), так и о параметрах магнитного поля в токовом слое. Низковысотные полярные спутники, данные которых используются в нашей работе, проводят измерения в авроральной зоне и регистрируют потоки частиц (разных энергий) с помощью двух детекторов: высыпающиеся (в конусе потерь -0) и захваченные (вне конуса потерь 90). Поскольку из измерений на низких высотах гирофазу частицы мы определить не можем, необходимо определить какой-то другой параметр, который характеризует степень заполнения конуса потерь при рассеянии ансамбля частиц.
В ранних работах [Sergeev and Tsyganenko, 1982; Sergeev et al., 1983] при помощи траекторных расчетов в токовом слое было показано, что из-за отклонения от адиабатического характера движения частицы, средняя амплитуда рассеяния Да=сі2-аі (где а2 и щ питч-углы до и после пересечения токового слоя) увеличивается с уменьшением отношения Rc/p на экваторе и, при некотором критическом значении K=Rc/p, достигает размера атмосферного конуса потерь. Было получено приближенное условие рассеяния, при котором питч-угол частицы за одно пересечение токового слоя достигает размера конуса потерь: где G=mV/e - жесткость частицы, радиус кривизны силовой линии на экваторе Rc=Bz/(dBx/Sz). Определив с помощью магнитосферной модели значение минимального магнитного поля и вычислив радиус кривизны силовой линии, из (1.3) мы можем определить жесткость частицы, которая будет рассеиваться в данной области. Соответственно, если есть информация об энергии частицы и ее питч-угловом распределении, из (1.3) можно определить параметры экваториального магнитного поля, где возможно произошло рассеяние частицы в конус потерь.
Численные расчеты областей рассеяния энергичных протонов по магнитосферным моделям
Как было показано в данной главе, одной из интересных особенностей, наблюдаемой полярными спутниками в авроральной области, являются изотропные высыпания энергичных протонов, которые регистрируются во всех секторах местного времени и при любом уровне активности. Интерес к ним связан с потенциальной возможностью использования положения изотропных границ для оценки крупномасштабной конфигурация магнитного поля. Если на ночной стороне магнитосферы свойства и механизм формирования изотропных высыпаний, в основном, были изучены [Sergeev et al., 1993; Sergeev and Gvozdevsky 1995], то вопрос относительно природы изотропных высыпаний на дневной стороне не так ясен.
Основная трудность такого исследования заключается в сложной конфигурации магнитного поля в околокаспенной области. В дневной магнитосфере существует две потенциальные области, где могут быть выполнены условия для неадиабатического питч-углового рассеяния протонов - в слабом магнитном поле с большой кривизной силовых линий вблизи каспа и в экваториальной пограничной области около магнитопаузы. Также рассеяние может быть связано с взаимодействием частиц с плазменной турбулентностью, которая может быть достаточно интенсивной в дневной области около магнитопаузы. Поэтому, чтобы отличить механизм неадиабатического рассеяния в слабом магнитном поле от рассеяния на турбулентности, можно использовать расчеты, сделанные по магнитосферным моделям, а также проверить особенности рассеяния в слабом регулярном магнитном поле, а именно, зависимость положения изотропной границы от энергии частиц и уровня активности. Решение этого вопроса может дать полезную информацию о структуре околокаспенной области и еще один способ слежения и диагностики дневной магнитосферы.
Свойства изотропных высыпаний энергичных электронов достаточно слабо изучены, однако явная зависимость их границ от энергии в ночной магнитосфере [Imhof, 1997], по-видимому, также соответствует рассеянию частиц в токовом слое хвоста. Поскольку питч-угловое рассеяние энергичных электронов возможно в областях слабого магнитного поля (с величиной порядка единиц нТ) и в областях, где в обычных условия потоки энергичных электронов достаточно малы, то представляется особо интересным изучить свойства изотропных высыпаний энергичных электронов в ситуациях, когда магнитосфера заполнена солнечными электронами (события СКЛ).
В целях использования изотропных границ для диагностики магнитосферной конфигурации необходимо подробно исследовать и подтвердить количественную связь значений МТ-индекса и магнитного поля на геостационарной орбите [Sergeev and Gvozdevsky, 1995], в частности определить сектор местного времени, где такая связь наблюдается. Определенная трудность при развитии метода изотропных границ заключается в том, что для ее идентификации необходимо иметь данные о потоках частиц с двух направлений (высыпающиеся и захваченные частицы). Поэтому, для расширения возможностей дистанционного зондирования, необходимо привлечение более простых методов определения изотропной границы по измерениям других спутников, и, соответственно, использования большего объема данных. Для этого предлагается сопоставить одновременные измерения с полярных спутников NOAA и DMSP, а также изучить зависимость положения границ от магнитного поля на геостационарных спутниках GOES.
Кроме того, представляется важным установить, какую часть токового слоя хвоста магнитосферы можно реально диагностировать с помощью изотропных границ энергичных частиц. Для этой цели мы исследуем связь магнитного поля в долях хвоста, определенного по данным высокоапогейного спутника Geotail с одновременными измерениями изотропных границ на низких высотах. В настоящей работе реализован следующий план исследований: 1. Проверить выполнение условия неадиабатического питч-углового рассеяния энергичных протонов в областях минимального поля в дневной магнитосфере. Для этой цели следует определить области рассеяния по магнитосферным моделям Цыганенке Результаты численных расчетов и ожидаемые количественные характеристики зоны областей неадиабатического рассеяния мы сравним с экспериментальными наблюдениями изотропных высыпаний энергичных протонов и сделаем выводы о возможном механизме формирования дневных изотропных границ протонов. 2. Для изучения свойств и уточнения механизма формирования изотропных границ энергичных электронов провести исследование магнитосферных границ во время интенсивных солнечных электронных событий и сопоставим результаты с предсказаниями о формировании изотропных границ энергичных электронов за счет питч-углового рассеяния в экваториальном токовом слое. 3. Для расширения возможностей диагностики исследовать соответствие изотропных границ 30 кэВ протонов (NOAA) и максимума потока энергии высыпающихся авроральных протонов (Ь2і-граница, DMSP). 4. Уточнить характер связи МТ-индекса с магнитным полем на геостационарной орбите и интенсивностью магнитного поля в долях хвоста магнитосферы.
Солнечное электронное событие в сентябре 1979 года
В работах [Newell et al., 1989] было показано влияние Ву-компоненты на положение каспа, поэтому мы также ожидали обнаружить сдвиг линии симметрии за счет знака Ву-компоненты ММП. Однако, как видно из таблицы, такое влияние подтверждено только для сезона равноденствия, а в зимнее время различие между подгруппами данных для отрицательных и положительных значений Ву было небольшим и имело противоположныйсмысл. Можно предположить, что эти различия также связаны с влиянием также АЕ-индекса (или В2-компоненты) в подгруппах по Ву-компоненте ММП. Сделан вывод, что эффект от Ву-компоненты является небольшим, поэтому для его обнаружения анализ должен быть проведен на большем объеме данных, для того чтобы разделить вклад от внешних параметров (Bz-компоненты ММП) и внутренних (АЕ-индекса) процессов, а также учесть вторичные эффекты других параметров.
В данной главе мы изучили изотропные высыпания энергичных протонов в дневной области магнитосферы. В качестве возможного механизма формирования дневных изотропных границ исследовалось неадиабатическое рассеяние частиц в областях слабого магнитного поля с большой кривизной силовых линий.
По наблюдениям низковысотных полярных спутников NOAA, можно сделать следующие выводы относительно пространственного распределения изотропных высыпаний энергичных протонов: протяженные бесструктурные изотропные высыпания наблюдаются во всех секторах местного времени дневной области и при любом уровне активности вплоть до полярной границы авроральных высыпаний, на полуденном меридиане изотропная граница 30 кэВ протонов расположена примерно на 2 градуса экваториальнее границы каспа, размер изотропной зоны увеличивается в утреннем и вечернем секторах, также как и на ночной стороне магнитосферы, наблюдается дисперсия изотропной границы по энергиям. С помощью магнитосферных моделей Цыганенко мы провели численные расчеты областей питч-углового рассеяния энергичных протонов в областях слабого магнитного поля вблизи каспа и в экваториальной обасли пограничного слоя около магнитопаузы, которые показали: около полуденного меридиана основной вклад в формирование изотропных высыпаний дает область минимального магнитного поля вблизи каспа, рассеяние энергичных протонов происходит на расстоянии 9-11 радиусов Земли и создает изотропные высыпания протонов в ионосферу с 11 до 13 часов MLT, ширина зоны высыпаний 30 кэВ протонов составляет порядка 1-2 градусов исправленной геомагнитной широты, рассеяние в экваториальной области пограничного слоя вблизи магнитопаузы создает изотропные высыпания протонов в ионосферу в дневном овале (кроме сектора 11-13 часов MLT) и примыкающие к области, создаваемой рассеянием в каспе, на 11 и 13 часах местного времени модельные расчеты показывают, что рассеяние будет происходить в обеих областях, положение изотропных границ сдвигается к экватору при увеличении уровня активности, при этом ширина зоны высыпаний уменьшается. Количественное согласие рассчитанных и наблюдаемых размеров изотропной зоны, ее смещений с ростом активности и пространственно-энергетической дисперсии изотропной границы, позволяют утверждать, что дневные изотропные высыпания энергичных протонов формируются питч-угловым рассеянием частиц в областях слабого магнитного поля крупномасштабной магнитосферной конфигурации. Таким образом, данные о дневных изотропных границах можно использовать для исследования магнитного поля в дневной магнитосфере. Отсутствие резких провалов в изотропных высыпаниях на меридианах вблизи 10-11 и 13-14 часах местного времени, вероятно, указывает на неточность существующих моделей магнитного поля в этой топологически сложной области. Исследование изотропных границ во время солнечных электронных событий Задача данной главы - проверить наши предположения о формирований изотропных границ энергичных электронов за счет питч-углового рассеяния на экваториальном токовом слое в ситуациях, когда магнитосфера заполнена солнечными электронами. Для этого мы исследуем положение границ плато солнечных электронов во время интенсивных солнечных электронных событий во всех секторах магнитосферы и для количественной оценки сравним их с границей полярной шапки и изотропной границей энергичных протонов. Чтобы проверить связь границы плато солнечных электронов и электронной изотропной границы, мы также рассчитаем области неадиабатического рассеяния энергичных электронов по магнитосферным моделям и сравним их с экспериментальными данными.
Расчеты областей рассеяния, аналогичные тем, что были сделаны для протонов (раздел 2.1), мы можем сделать и для энергичных электронов, используя условие Rc/p 8. На рисунке 3.1 представлены расчеты границ областей неадиабатического рассеяния энергичных частиц для двух магнитосферных моделей Цыганенко (Т89, Кр=0; Т96, Pd= 2 нПа, Dst= -20 нТ, ByiMF = BZIMF=0.5 нТ). Разными символами показаны границы рассеяния для 80 кэВ протонов (кружки) и 100 кэВ электронов (звездочки), (а и в) -ионосферные проекции, пунктиром показана последняя замкнутая линия, (б и г) - проекции областей рассеяния на экваториальную плоскость.
Несмотря на некоторые различия между моделями, можно заметить общие особенности. Во-первых, обе модели предсказывают существование потенциальных областей рассеяния энергичных частиц на всех часах местного времени (за исключением узкого сектора для энергичных электронов около полуденного меридиана с 9-13 часов в модели Т96). Во-вторых, зависимость электронной изотропной границы от местного времени, в основном, похожа на поведение протонной изотропной границы. В-третьих, изотропные границы электронов находятся всегда на более высокой широте и соответственно дальше в магнитосфере, т.е. в области более слабого магнитного поля, чем границы протонов, но ниже по широте, чем последняя замкнутая силовая линия (LCFL).
Об использовании МТ-индекса для оценки магнитного поля в долях хвоста магнитосферы
Как видно из таблицы, наблюдается явный сдвиг линии симметрии магнитного поля относительно полуночного меридиана к вечеру ( 1 час), который увеличивается с повышением уровня активности. Аналогичная асимметрия также наблюдается и в дневной магнитосфере (вторая глава настоящей работы). Таким образом, в магнитосфере Земли общая линия симметрии смещается от меридиана полдень-полночь при спокойных условиях приблизительно к 23-11 часам местного времени при увеличении уровня активности. Уменьшение В2-компоненты наблюдается больше по величине в вечернем секторе, аналогично ведет себя и магнитное наклонение. Это согласуется с малоизвестными результатами Coleman и McPherron [1976], которые использовали данные спутника ATS-1.
В настоящее время метод изотропных границ используется при исследовании магнитосферы Земли. В работе [Wing and Newell, 1998] была показана возможность использования Ь2і-границ для определения параметров плазмы в плазменном слое. Ранее такие исследования сталкивались с проблемой проектирования, поскольку для сопоставления магнитосферных областей и их ионосферных проекций, требовалось точное определение конфигурации магнитного поля в конкретный момент времени. Использование же МТ-индекса позволяет точно определить мгновенную конфигурацию магнитного поля, по крайней мере, вблизи геостационарной орбиты, и таким образом, точно привязать измерения на низких высотах к плазменному слою. Поэтому, в работе [Wing and Newell, 1998] было показано, что при использовании одновременных измерений Ь2і -границ с четырех спутников DMSP, расположенных на разных меридианах, можно вычислить МТ-индекс и, соответственно, определить конфигурацию поля. На этой основе была построена двухмерная картина распределения плотности, температуры и давления в плазменном слое.
Также в работе [Donovan et al. 2003] была показана связь Ь2і-границьі и максимумом водородной эмиссии Нр, наблюдаемой наземной станцией с помощью сканирующего фотометра (MPS) и одновременных измерений с полярных спутников DMSP. Для этой цели сначала был развит алгоритм определения максимума водородной эмиссии, поскольку профиль интенсивности протонов, которые высыпаются в ионосферу и вызывают ионизацию, расплывается из-за многократных столкновений. По аналогии с МТ-индексом был предложен "оптический МТ-индекс", исследована его зависимость от местного времени и угла наклона диполя, также была изучена его связь с магнитным наклонением, измеренным на геостационарном спутнике GOES-8 (R=0.81). Результаты, основанные на наземных данных, подтвердили выводы настоящей работы, полученные по спутниковым измерениям, а именно, что зависимость положения изотропных границ от магнитного поля связана с питч-угловым рассеянием частиц в областях слабого поля с большой кривизной силовых линий и поэтому может быть использована в целях диагностики.
Одной из важных характеристик состояния магнитосферы является магнитное поле в долях хвоста (BL), которое определяется величиной тока в плазменном слое и отражает величину суммарной магнитной энергии, запасенной в хвосте магнитосферы. В работах [Fairfield and Jones, 1996; Nakai and Kamide, 2003; Shukhtina et al., 2004] были предложены количественные модели, позволяющие определить магнитное поле BL по параметрам солнечного ветра и индексам активности (Р уп и 05Гиндекс).
Основную роль в изменении конфигурации магнитосферы играет динамическое давление, регулирующее степень сжатия хвоста солнечным ветром. Также при южной ориентации межпланетного магнитного поля, происходит пересоединение силовых трубок на магнитопаузе, в результате увеличивается поступление энергии из солнечного ветра и растет магнитный поток в хвосте магнитосферы. Во время предварительной фазы суббури наблюдается увеличение тока в плазменном слое, его утоныпение и рост магнитного поля BL В долях хвоста, что в свою очередь ведет к развитию неустойчивости, которую обычно связывают с пересоединением в хвосте магнитосферы на расстоянии 15-30 RE. ВО время взрывной фазы происходит пересоединение силовых трубок в плазменном слое и высвобождение накопленной энергии, формирование плазмоидов, нагрев плазмы и т.п. Во время суббурь одной из интересных особенностей является перераспределение величин тока между ближней к Земле и дальней частями хвоста магнитосферы.
Как было показано в предыдущем разделе, значение МТ-индекса является хорошей характеристикой конфигурации магнитного поля в окрестности геостационарной орбиты. Увеличение тока в ближней области приводит к уменьшению В2-компоненты и изотропная граница смещается к Земле, соответственно ее ионосферная проекция сдвигается к экватору [Gvozdevsky and Sergeev, 1995]. Также известно, что величина поля BL и значение МТ-индекса зависят от параметров солнечного ветра (в основном от электрического поля пересоединения и динамического давления [Shukhtina et al., 2004; Lvova et al., 2005]). Для полного описания динамики магнитосферного хвоста, интенсивности токового слоя и его топологии представляется интересным изучить связь поля BL со значением МТ-индекса и проверить возможность использования МТ-индекса для оценки состояния магнитного поля долях хвоста магнитосферы.
Для этой цели, с помощью магнитосферных моделей Цыганенко (Т96), мы сначала определим зависимость значения магнитного поля BL в долях хвоста от параметров межпланетного поля (динамического давления и Bz-компоненты) и изучим аналогичную зависимость для изотропных границ энергичных частиц. Затем сравним модельные расчеты с измерениями магнитного поля в долях хвоста по данным высокоапогеиного спутника Geotail и одновременными измерениями изотропных границ энергичных частиц на низких высотах (NOAA).
Модельные расчеты. Для определения поля BL в долях хвоста мы выбрали значение магнитного поля в точке с координатами х = -20 Re, z = 5 в GSM системе координат, все расчеты были сделаны для нулевого угла наклона диполя в модели Т96. На рис. 4.7 показана зависимость положения изотропных границ (30 кэВ протонов и 100 кэВ электронов) на полуночном меридиане от динамического давления (а) и В2-компоненты межпланетного поля (б), на нижнем рисунке (в) представлена аналогичная зависимость поля BL. Давление солнечного ветра менялось от 1 до 10 нПа при фиксированном значении Bz = - 2 нТ; Bz-компонента от 0 до -10 нТ, Р = 2 нПа. На следующем рис. 4.8 показана зависимость величины поля BL от положения изотропных границ электронов и протонов.
